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Nouvelles du Ciel de Juillet 2007 |
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Nouvelles du Ciel de Juillet 2007 |
Tyrrhena Terra
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L'instrument HRSC (High Resolution Stereo Camera) à bord du vaisseau spatial Mars Express a obtenu des images de la région de Tyrrhena Terra sur Mars.
Le 10 Mai 2007, les images de la région située à 18° Sud et 99° Est ont été prises au cours de l'orbite numéro 4294 avec une résolution au sol d'approximativement 15 mètres par pixel. Le Soleil illumine la scène du sud-est (en haut à gauche dans l'image).
Tyrrhena Terra fait partie des anciennes montagnes martiennes australes fortement marquées par des cratères. La région est située au nord de Hellas Planitia, le plus grand bassin d'impacts sur Mars. L'image montre trois cratères d'impact, situés à la frontière est de Tyrrhena Terra avec Hesperia Planum.
La partie ouest de la scène est dominée par un cratère d'impact de 35 kilomètres de large et d'environ 1.000 mètres de profondeur avec un bord extrêmement raide. Le bord s'élève jusqu'à 400 mètres au-dessus de la plaine environnante.
Le cratère est entouré par de multiples couches de matière éjectée durant l'impact. Ces "couvertures d'éjecta" s'étalent jusqu'à une distance de 50 kilomètres autour du cratère.
Leur aspect rond fait allusion à la possibilité de glace et de matière riche en eau à la superficie.
Le dispositif surélevé au centre du cratère a probablement pour origine le rebond élastique de la matière compressée après l'impact.
Un autre cratère d'impact de 18 kilomètres de long et d'environ 750 mètres de profondeur, selon toute probabilité un "double cratère d'impact", est situé au sud du grand cratère.
Un "double cratère d'impact" se développe quand deux objets, faisant peut-être partie du même objet fragmenté, frappent la surface presque simultanément.
L'impact qui a formé le plus grand cratère au sud, qui montre un mur de cratère intact, s'est produit après que le double cratère d'impact se soit formé. L'éjecta de cet impact plus tardif a remodeler le double cratère d'impact.
La partie nord a été remplie par l'éjecta et la matière est présente même au fond du cratère, dans la direction du point d'impact (vers le plus grand cratère voisin).
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Les amas de galaxies révélés par les fluctuations du fond cosmique infrarouge
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Le télescope Spitzer de la NASA a permis pour la première fois de faire parler les fluctuations du fond cosmique infrarouge. Les chercheurs francais de l'Institut d'Astrophysique Spatiale d'Orsay (IAS : UMR CNRS, Université d'Orsay) et du Laboratoire des Signaux et Systèmes (L2S : UMR CNRS, Université d'Orsay, Supelec) qui publient prochainement leurs résultats dans The Astrophysical Journal, ont pisté les effets des amas de galaxies sur la formation des étoiles lorsque l'Univers était âgé de seulement 6 milliards d'années : plus cet environnement est dense, plus il est propice à la formation stellaire. Un phénomène contraire à ce qui se passe aujourd'hui dans l'Univers, celui-ci formant beaucoup moins d'étoiles dans les régions denses de galaxies.
Il y a 10 ans, en 1996, le télescope COBE de la NASA réussissait à capter une lumière infrarouge d'une énergie inattendue : celle de l'émission additionnée des galaxies sur toute l'histoire de l'Univers, appelée fond cosmique infrarouge (FCIR). Bien que ces radiations aient été émises sous forme de rayonnements ultraviolets (UV), leur signature nous parvient dans le domaine de l'infrarouge (IR). Ces galaxies contiennent une grande quantité de poussière qui absorbe le rayonnement UV, et qui en se refroidissant émet des photons dans le domaine IR.
Les scientifiques manquaient jusqu'alors d'informations sur l'agrégation des galaxies et sur leur rôle dans l'évolution de la structuration de la matière. Informations nécessaires pour comprendre le lien entre cette matière visible et la matière noire, de nature inconnue mais qui joue un rôle important sur les galaxies et les amas de galaxies! Il est en effet difficile de discerner chacun des objets du FCIR, car la capacité à détecter des détails est limitée dans le domaine de l'IR lointain à cause d'une faible résolution angulaire. Braqué sur le FCIR, le télescope Spitzer est parvenu à détecter des anisotropies dans le fond produit par ces galaxies qui forment beaucoup d'étoiles, 10 à 1000 fois plus que la Voie Lactée !
"Il est essentiel de comprendre les fluctuations de ce fond cosmique, et nous attendions cette découverte depuis longtemps", s'enthousiasme Guilaine Lagache, auteur de l'étude et astronome à l'IAS. "Nos travaux révèlent pour la première fois de la structure dans le fond cosmique infrarouge !". Contrairement à ce qu'on observe dans notre Univers proche (âgé de 13,7 milliards d'années), la formation d'étoiles il y a 8 milliards d'années est en effet associée aux halos de matière noire les plus massifs.
"Avec les futurs télescopes Herschel et Planck, nous pourrons pousser ces observations à de plus grandes longueurs d'onde et remonter encore plus loin dans l'histoire de la formation des grandes structures de notre Univers, explique la scientifique. Nos travaux viennent conforter cette nouvelle voie".
Le télescope spatial Herschel sera envoyé par l'Agence Spatiale Européenne en 2008 pour succéder à Spitzer, lancé en 2003 pour une durée prévue de 5 ans. Il sera mis sur orbite par Ariane 5, en même temps que le satellite Planck destiné à enregistrer le rayonnement fossile émis à la suite du Big Bang.
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Comète P/2007 O2 (Mueller)
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La comète P/1998 U2 (Mueller) a été retrouvée par Luca Buzzi and F. Luppi (Varese, Italie) sur des images CCD obtenues le 26 Juillet 2007 avec un télescope de 60 centimètres. Peter Birwhistle a confirmé l'objet le 27 Juillet. (IAUC 8859)
La comète P/1998 U2 (Mueller) avait été découverte par Jean Mueller sur des clichés pris par lui-même le 21 Octobre 1998 et avec K. Rykoski le 22 Octobre, avec le télescope Schmidt Oschin de 1,2-m au cours de l'étude POSSES (Palomar Outer Solar System Ecliptic Survey). Des images de la faible comète datant du 14 Septembre 1998 avaient alors été retrouvées dans les données de LONEOS.
Les éléments orbitaux de la comète P/2007 O2 (Mueller) indiquent un passage au périhélie le 08 Juillet 2007 à une distance de 2 UA du Soleil, et une période de 8,73 ans.
Satisfaisant aux conditions requises pour recevoir une numérotation définitive, la comète se verra probablement attribuer la dénomination définitive de 190P/Mueller dans les prochains jours.
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Les étoiles Be et les binaires du Petit Nuage de Magellan
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Parmi les étoiles chaudes, certaines étoiles B sont des rotateurs très rapides et s'entourent d'un disque de gaz. Ce disque, situé dans les régions équatoriales de l'étoile, est alimenté par des éjections épisodiques de matière: c'est le phénomène Be. Toutefois les processus physiques à l'origine de l'éjection de matière des étoiles Be demeurent un mystère.
Si la métallicité (ou composition chimique du milieu) joue un rôle certain sur l'évolution des étoiles Be et sur leur vitesse de rotation, d'autres phénomènes comme les pulsations pourraient aider à l'éjection de matière.
Grâce au télescope VLT, de l'ESO, équipé du spectrographe multi-objets GIRAFFE en mode MEDUSE et grâce aux bases de données photométriques OGLE et MACHO une équipe de chercheurs de l'Observatoire de Paris (GEPI), a observé 350 étoiles chaudes (O, B, Be) de la galaxie du Petit Nuage de Magellan pauvre en métaux près de l'amas ouvert NGC330. L'étude de leurs spectres et de leurs courbes de lumière a permis de découvrir de nouveaux systèmes binaires d'étoiles, de mettre en évidence une plus grande taille des disques d'une large fraction des étoiles Be en milieu de faible métallicité, et de détecter pour la première fois des pulsations sur 13 étoiles Be du Petit Nuage de Magellan.
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Etrange famille stellaire
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Combien d'étoiles se lèvent sur une planète ? Dans notre propre Système solaire, une seule : notre Soleil. Toutefois, la nouvelle recherche du télescope spatial Spitzer montre que des planètes pourraient se former quelquefois dans des systèmes avec quatre étoiles.
Des astronomes ont utilisé la vision infrarouge de Spitzer pour étudier un disque poussiéreux qui tourbillonne autour d'une paire d'étoiles dans le système quadruple d'étoiles HD 98800. De tels disques sont supposés provoquer l'apparition de planètes. Au lieu d'un disque lisse et continu, le télescope a détecté des lacunes qui pourraient être provoquées par une relation gravitationnelle unique entre les quatre étoiles du système. Ou sinon, les lacunes pourraient indiquer que les planètes ont déjà commencé à se former, creusant des sillons dans la poussière.
"Les planètes sont comme des aspirateurs cosmiques. Elles nettoient toute la saleté qui se trouve sur leur chemin autour des étoiles centrales," commente le Dr. Elise Furlan (NASA Astrobiology Institute, University of California, Los Angeles). Furlan est l'auteur principal du papier qui a été accepté pour publication dans The Astrophysical Journal.
HD 98800 a approximativement 10 millions d'années, et est située à 150 années-lumière dans la constellation TW Hydrae.
Avant que Spitzer porte son regard sur HD 98800, les astronomes avait une idée approximative de la structure du système avec les observations des télescopes terrestres. Ils savaient que le système contient quatre étoiles, et que les étoiles sont en couple dans des doublets, ou binaires. Les étoiles dans les paires binaires orbitent l'une autour de l'autre, et les deux paires tournent également l'une autour de l'autre comme des danseuses. Une des paires stellaires, appelée HD 98800B, a un disque de poussières autour d'elle, alors que l'autre paire n'en a pas.
Bien que les quatre étoiles soient gravitationnellement liées, la distance séparant les deux paires binaires est d'environ 50 unités astronomiques (UA) -- légèrement plus que la distance moyenne entre notre Soleil et Pluton. Jusqu'ici, les limitations technologiques ont fait obstacle aux efforts des astronomes pour regarder de plus près le disque poussiéreux autour de HD 98800B.
Avec Spitzer, les scientifiques ont finalement une vue détaillée. Utilisant le spectromètre infrarouge du télescope, l'équipe de Furlan a deviné la présence de deux ceintures dans le disque fait de grands grains de poussière. Une ceinture se tient à approximativement 5,9 UA de la binaire centrale, HD 98800B, soit environ la distance du Soleil à Jupiter. Cette ceinture se compose probablement d'astéroïdes ou de comètes. L'autre ceinture se tient entre 1,5 et 2 UA, comparable au secteur où Mars et la ceinture d'astéroïdes se tiennent, et se compose probablement de grains fins.
"D'habitude, quand les astronomes voient des lacunes comme celles-ci dans un disque de débris, ils suspectent qu'une planète ait dégagé le chemin. Cependant, étant donné la présence de la paire d'étoiles sans disque se tenant à 50 UA, les particules de poussière en migration vers l'intérieur sont probablement sujettes à des forces complexes et changeantes, aussi à ce stade l'existence d'une planète est juste une spéculation," ajoute Furlan.
Les astronomes croient que les planètes se forment comme des boules de neige sur des millions d'années, au fur et à mesure que les petits grains de poussière se regroupent en masse compacte pour former de plus grands corps. Certaines de ces roches cosmiques s'écrasent alors ensemble pour former des planètes rocheuses, comme la Terre, ou des noyaux de planètes géantes gazeuses comme Jupiter. Les grandes roches qui ne forment pas des planètes deviennent souvent des astéroïdes et des comètes. Pendant que ces structures rocheuses se heurtent violemment, des morceaux de poussière sont relâchés dans l'espace. Les scientifiques peuvent voir ces grains de poussière avec les yeux infrarouges hypersensibles de Spitzer.
Selon Furlan, la poussière produite par la collision d'objets rocheux dans la ceinture externe devrait par la suite migrer vers le disque intérieur. Toutefois, dans le cas de HD 98800B, les particules de poussière ne remplissent pas uniformément le disque intérieur comme prévu, en raison des planètes ou de la paire binaire sans disque siégeant à 50 UA de distance et influençant gravitationellement le mouvement des particules de poussière.
"Puisque beaucoup de jeunes étoiles se forment dans des systèmes multiples, nous devons réaliser que l'évolution des disques autour d'eux et la formation possible de systèmes planétaires peuvent être plus compliquées et perturbées que dans un cas simple comme notre Système solaire," ajoute Furlan.
Les planètes d'étoiles multiples auraient également des couchers de soleil intéressants.
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Trous noirs 'piranha'
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Ces deux amas de galaxies, connus sous le nom de CL 0542-4100 et CL 0848.6+4453, font partie d'un échantillon utilisé pour compter la fraction de galaxies avec des trous noirs grossissant rapidement, également connus sous le nom de noyaux galactiques actifs (AGN). Dans les images de Chandra de ces deux amas de galaxies, le rouge correspond aux rayons X de faible énergie, le vert aux énergies intermédiaires, et le bleu aux rayons X de haute énergie. Dans chacun de ces deux champs, on trouve cinq AGNs, bien qu'un de ceux-ci pourrait ne pas être un membre de l'amas. Bon nombre des AGNs sont des sources bleues, comme prévu, puisque les AGNs sont connus pour produire des rayons X de très grande énergie. L'émission diffuse est du gaz chaud dans l'amas et les autres sources dans l'image sont presque toutes indépendantes de l'amas de galaxies.
CL 0542-4100 (à gauche) et CL 0848.6+4453 (à droite) Crédit : NASA/CXC/Ohio State Univ./J.Eastman et al
Les données montrent, pour la première fois, que les plus jeunes et plus éloignés amas de galaxies contenaient bien plus d'AGNs que les plus anciens voisins. Les quatre amas de galaxies dans l'échantillon éloigné, y compris les deux montrés ici, sont vus lorsque l'Univers avait seulement environ 58% de son âge actuel. L'échantillon voisin d'amas de galaxies, obtenu dans une étude antérieure, est vu à environ 82% de l'âge actuel de l'Univers. Il a été trouvé que les amas plus éloignés contenaient environ 20 fois plus d'AGNs que l'échantillon moins éloigné. Les AGNs extérieurs à l'amas sont également plus communs quand l'Univers est plus jeune, mais seulement par des facteurs de deux ou trois sur la même période.
La raison de cette différence est que plus tôt dans l'histoire de l'Univers, ces galaxies contenaient un peu plus de gaz pour la formation d'étoiles et les trous noirs en expansion que les galaxies dans les amas d'aujourd'hui. Il y avait tellement de carburant dans les jeunes amas que les trous noirs tels des piranhas pouvaient prospérer en accumulant beaucoup plus rapidement que leurs homologues dans les amas voisins.
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L'étoile supergéante crache des molécules indispensables pour la vie
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Des astronomes de l'Université de l'Arizona qui examinent l'environnement riche en oxygène autour d'une étoile supergigantesque avec un des radiotélescopes les plus sensibles du monde ont découvert une vingtaine de molécules dont des composés indispensables à la vie.
"Je ne pense pas que quelqu'un avait prévu que VY Canis Majoris était une usine moléculaire. C'était vraiment inattendu," commente Lucy Ziurys, professeur d'astronomie et de chimie à l'Université de l'Arizona et directrice de l'Arizona Radio Observatory (ARO). "Toute le monde pensait que la chimie intéressante dans les nuages de gaz autour de vieilles étoiles se produisait dans les enveloppes autour d'étoiles riches en carbone et plus proches," ajoute Ziurys. "Mais quand nous avons commencé à regarder de plus près pour la première fois un objet riche en oxygène, nous avons commencé à trouver toutes ces choses intéressantes qui n'étaient pas censées être là."
VY Canis Majoris, un des objets infrarouges les plus lumineux dans le ciel, est une vieille étoile distante d'environ 5.000 années-lumière. Elle est un demi million de fois plus lumineuse que le Soleil, mais luit essentiellement dans l'infrarouge parce que c'est une étoile froide. Elle est vraiment "supergéante" -- 25 fois plus massive que le Soleil et si énorme qu'elle remplirait l'orbite de Jupiter. Mais l'étoile perd de la masse si rapidement que dans un million d'années - un clignement d'oeil à l'échelle astronomique -- elle aura disparu. L'étoile a déjà soufflé au loin une grande partie de son atmosphère, créant son enveloppe environnante qui contient environ deux fois autant d'oxygène que de carbone.
Ziurys et ses collègues ne sont pas encore à mi-chemin de leur étude de VY Canis Majoris, mais ils ont déjà publié dans le journal Nature (édition du 28 Juin) leurs observations d'une vingtaine de composés chimiques. Ceux-ci incluent quelques molécules que les astronomes n'ont jamais détectées autour d'étoiles et qui sont nécessaires pour la vie.
Une variété de composés chimiques inattendus ont été identifiées, dont le NaCl, le PN, le HNC et le HCO+. Des profils de la ligne spectrale, les molécules peuvent être distinguées comme surgissant de trois régions cinématiques distinctes : un écoulement sphérique, une expansion étroitement collimatée et décalée vers le bleu, et un écoulement dirigé et décalé vers le rouge. Certaines espèces (SiO, PN et NaCl) viennent exclusivement de l'écoulement sphérique, tandis que les molécules de HNC et celles comportant du soufre (entre autres) sont sélectivement créées dans les deux expansions, peut-être résultant des ondes de chocs. Le Co, le HCN, le CS et le HCO+ existent dans chacun des trois composants. En dépit de l'environnement riche en oxygène, le HCN semble être aussi abondant que le Co. Ces résultats suggèrent que les coquilles riches en oxygène puissent être aussi chimiquement diverses que leurs contre-parties de carbone.
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La tempête de poussières sur Mars met en péril les rovers
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La tempête de poussières qui sévit sur Mars depuis quelques semaines s'est amplifiée et affecte les opérations des rovers Spirit et Opportunity. Les panneaux solaires, essentiels pour la survie des rovers, sont partiellement recouverts de poussières. La puissance électrique disponible, habituellement de 700 watts par heure, s'en est trouvée réduite à environ 130 watts/heure au début de la semaine.
Les rovers ont suspendu la plupart de leurs activités normales, dont les recherches scientifiques et quelques communications, mais ont dans quelques cas été obligé d'utiliser plus de puissance que celle générée par les panneaux solaires, déchargeant ainsi un peu les batteries. Les scientifiques et les ingénieurs de la mission suivent de près l'évolution de la tempête, et ont décidé de retarder pour au moins plusieurs jours l'entrée d'Opportunity dans le cratère Victoria.
La tempête, la plus sévère depuis l'arrivée des rovers sur le sol martien, devrait continuer pendant encore au moins une semaine de plus. Si la tempête continue sur une période très longue, les deux rovers pourraient subir des dommages, voire même cesser de fonctionner définitivement, particulièrement si les rovers sont incapables de générer assez d'électricité pour garder à bonne température les systèmes électroniques critiques.
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Passage de la Terre dans le plan des anneaux d'Uranus
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Le jeudi 16 août, la Terre croisera le plan de l'équateur et des anneaux d'Uranus, et des astronomes partout dans le monde seront à l'affût. La géométrie inhabituelle offre une vue unique de l'atmosphère de la planète, des satellites et du système d'anneaux. "Ceci ne se reproduira pas avant longtemps," note la chercheuse planétaire Heidi Hammel (Space Science Institute, Colorado). "Nous ne savons pas ce que nous allons voir. C'est passionnant."
La période orbitale d'Uranus de 84 ans signifie que nous croissons le plan des anneaux seulement tous les 42 ans. Au cours du dernier, en 1965, peu était connu au sujet de la lointaine planète, le système d'anneaux n'avait pas été découvert, les télescopes spatiaux semblaient de la science-fiction, et le télescope Hale de 5 mètres sur le Mont Palomar était le plus grand du monde. "Pour étudier Uranus, vous avez besoin de grands télescopes," commente Hammel. "C'est vraiment la première fois que nous pouvons faire ce genre d'observations."
En raison du propre mouvement orbital de la Terre, notre planète croise en fait le plan des anneaux d'Uranus trois fois de suite : le 02 Mai 2007, le 16 Août 2007 et le 20 Février 2008. L'événement d'Août est de loin le plus favorable ; Uranus sera à moins d'un mois de son opposition au Soleil (le 09 Septembre), aussi elle sera visible presque toute la nuit (dans le Verseau). Un autre fait intéressant est que le 07 Décembre est la date de l'équinoxe sur Uranus, lorsque le Soleil croisera le plan équatorial de la planète.
A la suite d'un atelier en Mai 2006 à Pasadena, en Californie, des astronomes ont fixé des temps d'observation sur les télescopes Keck, Hubble, VLT, et une foule de plus petits observatoires. Mais pas toutes les observations sont si dépendantes du temps. "Nous avons observé les changements de l'atmosphère d'Uranus pendant des années," ajoute Hammel. Avec l'hémisphère nord de la planète fortement incliné recevant de plus en plus lumière du Soleil, les changements dans les bandes de nuages ont réellement progressé beaucoup plus rapidement que prévu. "Nous avons beaucoup de modélisations atmosphériques à faire."
Les observations du système d'anneaux sont plus dépendant du temps, explique Imke de Pater University of California, Berkeley). Actuellement (entre le 02 Mai et le 16 Août), les astronomes ont une occasion rare de voir le côté non éclairé des faibles anneaux, bien qu'à une inclination extrêmement basse, améliorant l'aspect des structures de poussières en raison de la dispersion vers l'arrière de la lumière du Soleil par les fines particules. Par exemple, deux anneaux ténus de poussières récemment découverts sont maintenant beaucoup plus prononcés, selon Mark Showalter (SETI Institute). En revanche, dit De Pater, le brillant anneau epsilon est déjà devenu l'année dernière beaucoup plus foncé, en raison de l'ombre mutuelle parmi ses particules relativement grandes. "En ce moment il est presque invisible". "C'est une très étrange vision."
"Le croisement du plan des anneaux est également la meilleure occasion de trouver de petits satellites enfouis dans le système d'anneaux," explique Showalter. Les satellites dits bergers sont toujours la seule explication viable pour les bords fins des étroits anneaux d'Uranus, note Showalter. Les recherches de ces objets doivent être effectuées avec le télescope spatial Hubble.
Les observations des occultations et éclipses mutuelles des satellites d'Uranus sont probablement les plus dépendantes du temps. Elles fourniront quelques informations sur les variations d'albedo sur les hémisphères nords non cartographiés des cinq grands satellites (En 1986, Voyager 2 a vu seulement les hémisphères sud éclairés par le Soleil lors de leur survol), mais selon Showalter, les événements mutuels fourniront également des informations orbitales incroyablement précises.
Les amateurs avec de grands télescopes équipés pour l'imagerie en CCD peuvent également contribuer à la campagne des lunes d'Uranus.
Les premiers résultats préliminaires de la campagne d'observations ont été déjà soumis dans un papier à Science, ajoute De Pater. Mais il y a beaucoup plus à venir. "Il est très important d'obtenir beaucoup d'observations à de diverses longueurs d'onde simultanément,' note Hammel. 'Nous n'aurons pas cette occasion de nouveau avant 2049."
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Un disque fortement elliptique autour d'une jeune étoile
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Le disque, vu de profil avec le télescope spatial Hubble, est la dense ligne bleue s'étendant de l'étoile vers le haut à droite et en bas à gauche de l'image.
Le disque apparaît plus épais en haut à droite qu'en bas à gauche, preuve de sa structure mal proportionnée. Les astronomes pensent que l'aspect d'aiguille du disque est provoqué par des particules de poussières qui suivent une orbite fortement elliptique autour de l'étoile. La disproportion a pu être provoquée par des planètes balayant des débris dans le disque ou par la pesanteur d'une étoile voisine.
Un masque occultant sur l'instrument ACS d'Hubble a été employé pour masquer la luminosité de l'étoile afin de voir le faible disque. Les masques occultants peuvent être vus dans l'image comme le cercle foncé dans le centre et la barre foncée du côté gauche. L'étoile est derrière le masque central.
L'image de Hubble a été prise le 17 Juillet 2006. Les observations supplémentaires en 2006 et 2007 avec le W.M. Keck Observatory ont examiné plus attentivement le drôle de disque.
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Une soixantième lune pour Saturne
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Un nouveau petit satellite de Saturne, dénommée provisoirement S/2007 S 4, a été découvert par l'équipe d'imagerie de Cassini sur une série d'images prises le 30 Mai 2006 à une distance de 1,76 milllions de kilomètres de Saturne.
La découverte de cette 60ème lune de Saturne située entre Methone and Pallene suggère qu'elle pourrait faire partie d'une groupe plus important de lunes dans cette région. Les calculs montrent que la nouvelle lune a un diamètre d'environ 2 kilomètres et que son orbite est en résonnance une autre lune, Mimas.
Crédit : NASA/JPL/Space Science Institute
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Un quatrième astéroïde Troyen pour Mars
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La découverte a été confirmée par les images prises par le télescope Spacewatch le 24 Juin, par les observations de C. Rinner, F. Kugel (Observatoire Chante-Perdrix, Dauban) les 13 et 15 Juillet, et celles de J. Rodriguez, S. Sanchez (Observatorio Astronomico de Mallorca) les 14 et 15 Juillet.
De nouvelles observations, provenant de LONEOS en Arizona le 14 Décembre 1998 et de LINEAR au Nouveau Mexique du 23 Décembre 1998, ainsi que des observations complémentaires réalisées le 17 Juillet 2007 par l'Observatoire La Sagra, indiquent qu'il s'agit d'un astéroïde Troyen de Mars, portant à quatre le nombre des astéroïdes Troyens pour la planète rouge : 3 sont au point de Lagrange L5 [2007 NS2, 5261 Eureka (1990 MB), et 101429 1998 VF31] et 1 au point L4 [121514 1999 UJ7].
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Les plus grandes collisions dans l'Univers
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Les télescopes de rayons X en orbite XXM-Newton et Chandra ont capturé une paire d'amas de galaxies fusionnant en un amas géant. La découverte s'ajoute aux preuves existantes que les amas de galaxies peuvent se heurter plus rapidement que l'on pensait.
Quand les galaxies individuelles se heurtent et se développent en spirales en une autre, elles abandonnent des traînées de gaz chaud qui s'étendent à travers l'espace, fournissant des indices de la mutilation. L'identification des signes de collisions entre les amas entiers de galaxies, cependant, n'est pas si facile.
Pas découragé, Renato Dupke et sa collègue de l'Université du Michigan, Ann Arbor, ont utilisé XMM-Newton de l'ESA et l'observatoire orbital de rayons X Chandra de la NASA, pour démêler le curieux amas de galaxies Abell 576.
Les précédentes observations de rayons X avaient laissé entendre que le gaz ne se déplaçait pas uniformément à travers l'amas. En utilisant la sensibilité supérieure et la résolution spectrale de XMM-Newton et la résolution spatiale élevée de Chandra, Dupke a fait des rélevés de deux endroits dans l'amas et a vu qu'il y avait une nette différence dans la vitesse du gaz. Une part du l'amas semblait s'éloigner de nous plus rapidement que l'autre.
Le mystère était que le gaz en déplacement lui-même était froid au point de vue astronomique. Si ce gaz se déplaçait à de telles vitesses élevées, il devrait avoir eu une température de plus du double que les 50 millions de degrés Celsius mesurés. "La seule explication était de prendre "Bullet Cluster" et de le tourner dans la ligne de vue, de sorte qu'un amas de galaxies est directement derrière l'autre" dit Dupke.
"Bullet Cluster" (1E0657-56) est une paire beaucoup étudiée d'amas de galaxies, lesquels se sont heurtées de front. L'un est passé à travers l'autre, comme une balle voyageant à travers une pomme. Dans "Bullet Cluster", ceci s'est produit dans notre ligne de vue, ainsi nous pouvons voir clairement les deux amas.
Dupke s'est rendu compte qu'Abell 576 est également une collision, mais vue de front, aussi un amas est maintenant presque directement derrière l'autre. Les nuages "froids" de gaz sont les coeurs de chaque amas, qui ont survécu à la collision initiale mais par la suite reculeront pour devenir un.
Les données révèlent que les amas se sont heurtés à une vitesse de plus de 3300 km/s. C'est intéressant parce qu'il y a des modèles d'ordinateur d'amas de galaxies se heurtant qui suggèrent qu'une telle vitesse élévée soit impossible à atteindre.
Néanmoins, on estime que "Bullet Cluster" a une vitesse de collision semblable au système d'Abell 576. "Il y a maintenant un nombre croissant de preuves que ces vitesses de collision élevées sont possibles," dit Dupke. Le travail d'explication de ces vitesses élevées dépend maintenant des cosmologues.
Les collisions majeures amas-amas sont supposées être rares, avec des évaluations de leur fréquence allant de moins d'une dans un milliers d'amas à une dans une centaine. En entrant en collision, leur gaz interne est jeté hors de l'équilibre et si méconnu, provoque la sous-estimation de sa masse entre 5 et 20 pour cent.
C'est important parce que les masses des divers amas de galaxies sont utilisées pour estimer les paramètres cosmologiques qui décrivent comment l'Univers augmente. Aussi, l'identification des systèmes en collision est extrêmement importante pour notre compréhension de l'Univers.
Dupke et sa collègue étudient déjà un certain nombre d'autres amas qui semblent également être en interaction.
Dupke, R.A. , Mirabal, N., Bregman, J. N., &
Evrard, A. E., 2007, ApJ; |
Comètes C/2007 N3 (Lulin) et C/2007 O1 (LINEAR)
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Comète C/2007 N3 (Lulin) Les membres du projet Lulin Sky Survey ont découvert leur première comète le 11 Juillet 2007. Les éléments orbitaux préliminaires de la comète C/2007 N3 (Lulin) indiquent un passsage au périhélie le 07 Janvier 2009 à une distance de 1,1 UA du Soleil. La comète pourraît atteindre la magnitude 6 lors de son passage à 0.4 UA de la Terre fin Février 2009.
Lulin Sky Survey (LUSS) est un projet de recherche de corps mineurs non-professionnel composé de Quanzhi Ye, Hung-Chin Lin, Chi Sheng Lin, Chia-you Shih. L'équipe utilise un télescope Ritchey-Chrétien de 0,41 mètre à l'Observatoire Lulin à Taiwan, équipé d'une caméra CCD Alas U42. Le télescope est controlé par les observateurs à Taiwan et collecte les images. Les images sont alors envoyées en Chine pour le traitement et l'analyse. LUSS a démarré en Mars 2006 et est un projet de collaboration entre la Chine continental et Taiwan.
Les observations supplémentaires indiquent un passage au périhélie le 10 Janvier 2009 à une distance de 1,2 UA du Soleil.
Comète C/2007 O1 (LINEAR) Une nouvelle comète a été découverte par le télescope de surveillance LINEAR le 14 Juillet 2007, et confirmée par les observations ultérieures.
Les éléments orbitaux préliminaires de la comète C/2007 O1 (LINEAR) indiquent un passage au périhélie le 01 Juillet 2007 à une distance de 2,9 UA du Soleil.
La comète C/2007 O1 (LINEAR) a été identifiée par S. Nakano avec un objet répertorié comme astéroïde sous la désignation de 2006 GA38. Les observations supplémentaires indiquent un passage au périhélie le 04 Juin 2007 à une distance de 2,8 UA du Soleil.
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Japet a conservé son aspect juvénile
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La lune Japet de Saturne est l'un des plus étranges objets de notre Système solaire. A la différence des autres objets de sa taille, Japet a la forme d'une noix, avec une chaîne de montagnes située exactement le long de son équateur. Japet possède la même forme aujourd'hui qu'elle arborait lorsqu'elle avait il y a quelques centaines de millions d'années.
Des chercheurs ont développé un modèle informatique qui semble expliquer la série d'événements que Japet a subi pour arriver à sa forme actuelle.
Les scientifiques ont calculé que peu après sa formation il y a des milliards d'années, Japet tournait plus rapidement, en au moins 5 heures, mais moins de 16 heures par révolution. La rotation rapide a donné à la lune une forme aplatie au pôle qui a augmenté la superficie.
Avant que la rotation ralentisse à une période de 16 heures, la coquille externe de la lune a gelé. De plus, la superficie de la lune froide était maintenant plus petite. La matière extérieure en surplus était trop rigide pour être absorbée par la lune. Au lieu de cela, elle s'est empilée dans une chaîne de montagnes à l'équateur. Le développement de Japet s'est littéralement arrêté en chemin.
Pour que les forces de marée ralentissent Japet à son rythme de rotation actuel, son intérieur devait être beaucoup plus chaud, près du point de fusion de la glace d'eau. La source de chaleur a dû avoir une durée de vie limitée, pour permettre à la croûte de la lune de devenir rapidement froide et pour maintenir sa forme immature. Après avoir regardé plusieurs modèles, les scientifiques ont conclu que la chaleur provient de ses roches, qui contiennent les isotopes radioactifs de courte durée d'aluminum-26 et de fer-60 (qui se désintègrent très rapidement à l'échelle géologique). Les scientifiques calculent l'âge de Japet à approximativement 4.564 milliards d'années, à peu près le même âge que la Terre.
La prochaine rencontre rapprochée de Cassini avec Japet se produira le 10 Septembre 2007, à 1.000 kilomètres de la surface.
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La glace de Charon
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Quelques mois seulement après la découverte de geysers sur la lune Encelade de Saturne, les astronomes pensent avoir trouvé un phénomène similaire sur Charon, le satellite de Pluton.
La découverte a été faite avec le système d'optique adaptative ALTAIR couplé avec l'instrument NIRI (Near InfraRed Imager) du télescope Gemini North au sommet du Mauna Kea à Hawaii.
Le télescope a repéré de grands dépôts d'hydrates d'ammoniaque et des cristaux d'eau s'étendant à travers la surface de la lune glaciale. Les scientifiques pensent que l'eau se mélangeant à de la glace profonde sous la surface de Charon fait soulever cette matière à la surface ultra-froide de la lune. Cette action a pu se produire rapidement, en quelques heures ou en quelques jours. Avec le temps, ce processus a pu donner à Charon une nouvelle surface d'un millimètre d'épaisseur tous les 100.000 ans.
S'il s'agit bien de ce processus sur Charon, quelque chose de semblable pourrait se produire sur d'autres corps de la Ceinture de Kuiper. Les découvreurs croient qu'il y a un processus dynamique continuel ici parce que la surface de Charon ne semble pas être de couverte de "glace primordiale" ; de la glace qui a été créé pendant la formation du Système solaire. Au lieu de cela, elle a un aspect bien plus cristallin et la glace doit s'être formée récemment.
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Comète P/2007 N2 (NEAT)
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Le premier retour d'une comète périodique découverte en 2002 a été observé à la magnitude 16.3, aussi brillante que prévue, par le télescope de surveillance LINEAR (Socorro, NM), G. Lombardi et E. Pettarin (Farra d'Isonzo, Italy), F. Fratev et E. Mihaylova (Plana, Bulgaria).
La comète périodique P/2002 O5 (NEAT) avait été découverte à la magnitude 16 le 30 Juillet 2002 par S. Pravdo et K. Lawrence (Jet Propulsion Laboratory) sur les images prises par le programme de surveillance NEAT.
Les éléments orbitaux de la comète P/2007 N2 (NEAT) indiquent un passage au périhélie le 25 Juillet à une distance de 1,17 UA du Soleil, et une période de 4,98 ans. Satisfaisant aux conditions requises pour recevoir une numérotation définitive, la comète se verra probablement attribuer la dénomination définitive de 189P/NEAT dans les prochains jours.
Auparavant dans le ciel de l'hémisphère austral et se dirigeant en direction de l'hémisphère nord, la comète est passée près de la Terre le 14 juillet 2007, à une distance de 0,1977 UA. Le 09 Juillet, elle se tenait à environ 3 degrés à la gauche de Jupiter.
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Une nouvelle molécule interstellaire : détection du propylène dans le nuage sombre TMC-1
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Une équipe hispano-franco-allemande vient d'identifier la molécule de propylène dans le nuage sombre TMC-1 en détectant plusieurs transitions de rotation avec le radiotélescope de 30m de diamètre de l'IRAM, situé dans la Sierra Nevada près de Grenade (Espagne). La molécule de propylène CH2CHCH3, possède trois atomes de carbone tout comme d'autres molécules interstellaires déjà connues (CH3CCH, c-C3H2). Les mesures montrent que cette molécule est abondante dans les nuages sombres bien qu'elle ait été totalement absente des modèles de chimie jusqu'à présent. Cette découverte montre que les programmes de réactions chimiques sont encore très incomplets et que l'exploration de la richesse chimique du milieu interstellaire est loin d'être terminée.
Les nuages denses interstellaires sont le lieu d'une chimie riche, très étonnante pour un milieu naturel. De nombreuses molécules sont présentes, avec des radicaux et des ions moléculaires de toutes tailles, depuis le monoxyde de carbone CO jusqu'au longues chaînes carbonées HC11N ou C8H. Malgré les très basses températures (10 degrés au dessus du zéro absolu) et les très faibles densités (au plus un million de particules par cm3), les réactions chimiques en phase gazeuse, ou solide, permettent la synthèse de ces espèces. On pensait jusqu'à présent que les espèces réactives et insaturées en hydrogènes (comme les radicaux ou les chaînes carbonées) étaient favorisées par ces réseaux de réactions chimiques, les espèces saturées étant présentes éventuellement en phase solide mais pas dans la phase gazeuse. La détection de la molécule de propylène vient de remettre cette hypothèse en cause.
Cette molécule de trois atomes de carbone est présente dans le nuage sombre TMC-1 avec une abondance élevée, tout à fait comparable à l'abondance d'autres molécules de même taille et poids moléculaire. La difficulté de cette détection vient du moment dipolaire relativement faible de cette molécule, qui rend les transitions bien moins intenses à abondance identique, par rapport à un radical de fort moment dipolaire. La grande sensibilité et la bonne résolution angulaire apportées par le radiotélescope de l'IRAM ont permis de s'affranchir de ce biais dans l'exploration de la chimie du milieu interstellaire. La présence d'une molécule relativement simple comme le propylène montre que l'inventaire de la chimie du milieu interstellaire n'est pas du tout complet. Des travaux d'exploration systématiques, comme le relevé spectral mené par l'équipe de J. Cernicharo, sont nécessaires pour le compléter du mieux possible.
Par ailleurs cette découverte va permettre de perfectionner les réseaux de réactions chimiques utilisés pour la modélisation du milieu interstellaire, en identifiant de nouvelles voies de formation de molécules organiques. En particulier les rôles respectifs de la chimie en phase gazeuse, et de la chimie dans les manteaux de glaces interstellaires pourront être mieux évalués car la formation de molécules saturées en hydrogène est efficae en phase solide, grâce aux mécanisme d'addition d'atomes d'hydrogène adsorbés sur les manteaux de glace.
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La naine gloutonne qui a éclaté
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Un ensemble unique d'observations, obtenu avec le VLT de l'ESO, a permis aux astronomes de trouver la preuve directe de la matière qui a entouré une étoile avant qu'elle explose en supernova de Type Ia. Ceci confirme fortement le scénario dans lequel l'explosion s'est produit dans un système où une naine blanche est alimentée par une géante rouge.
Parce que les supernovae de Type Ia sont extrêmement lumineuses et tout à fait semblables à une autre, ces événements d'explosion ont été employés couramment comme des balises cosmologiques de référence pour tracer l'expansion de l'Univers.
Cependant, en dépit de récents progrès significatifs, la nature des étoiles qui éclatent et la physique qui régit ces explosions puissantes demeurent très mal comprises.
Dans les modèles le plus largement admis des supernovae de Type Ia, la naine blanche avant l'explosion orbite une autre étoile. En raison de l'interaction étroite et de l'attraction forte exercée par l'objet très compact, l'étoile compagnon perd sans arrêt de la masse, 'alimentant' la naine blanche. Quand la masse de la naine blanche dépasse une valeur critique, elle éclate.
L'équipe d'astronomes a étudié en grand détail SN 2006X, une supernova de Type Ia qui a éclaté à 70 millions d'années-lumière de nous, dans la splendide galaxie en spirale Messier 100. Leurs observations les ont conduit à découvrir les signatures de la matière perdue par l'étoile normale, dont une partie est transférée vers la naine blanche.
Les observations ont été faites avec l'instrument UVES (Ultraviolet and Visual Echelle Spectrograph), monté sur le Very large Telescope de 8,2 mètres de l'ESO, en quatre occasions différentes, sur une période de quatre mois. Une cinquième observation à un moment différent a été assurée avec le télescope Keck d'Hawaï. Les astronomes se sont également servis des données par radio obtenues avec le VLA (Very Large Array) du NRAO ainsi que des images extraites des archives du télescope spatial Hubble.
"Aucune supernova de Type Ia n'a jamais été observée avec ce niveau de détail sur plus de quatre mois après l'explosion," note Ferdinando Patat, auteur principal de l'article rapportant les résultats dans l'édition de cette semaine de Science Express, la version en ligne du journal de recherches de Science. "Notre ensemble de données est vraiment unique."
Les résultats les plus remarquables sont les changements clairs de l'absorption de la matière, qui a été éjectée de l'étoile géante compagnon. De telles modifications de matière interstellaire n'ont jamais été observéds avant et démontrent les effets qu'une explosion de supernova peut avoir sur son environnement immédiat. Les astronomes déduisent des observations l'existence de plusieurs enveloppes gazeuses (ou blocs) qui sont de la matière éjectée en tant que vent stellaire de l'étoile géante dans le passé récent.
"La matière que nous avons découvert se tient probablement dans une série d'enveloppes ayant un rayon de l'ordre de 0.05 année-lumière, ou approximativement 3.000 fois la distance entre la Terre et le Soleil", explique Patat. "La matière se déplace avec une vitesse de 50 km/s, impliquant que la matière aurait été éjectée 50 ans avant l'explosion."
Une telle vitesse est typique pour les vents des géantes rouges. Le système qui a éclaté était par conséquent plus probablement composé d'une naine blanche qui a agi un 'aspirateur' géant, attirant le gaz de son compagnon géant rouge. Dans ce cas-ci cependant, l'acte de cannibalisme s'est avéré mortel pour la naine blanche. C'est la première fois que l'on trouve la preuve claire et directe pour de la matière entourant l'explosion.
"Une question cruciale est si ce que nous avons vu dans SN 2006X représente la règle ou est plutôt un cas exceptionnel," se demande Patat. "Mais étant donné que cette supernova n'a pas montré la moindre particularité en optique, en UV et par radio, nous concluons que ce que nous avons été témoin pour cet objet est un dispositif commun parmi les SN de Type Ia normales. Néanmoins, seules les futures observations nous donneront des réponses aux nombreuses nouvelles questions que ces observations nous ont posées."
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L'origine de la glace d'eau perpétuelle au Pôle Sud de Mars
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Grâce aux données de la mission Mars Express de l'ESA, combinées avec les modèles climatiques de Mars, les scientifiques peuvent maintenant suggérer comment l'orbite de Mars autour du Soleil affecte le dépôt de glace au Pôle Sud de Mars.
Crédit : ESA - DLR - FU Berlin (G. Neukum)
Tôt pendant la mission, l'instrument OMEGA (Visible and Infrared Mineralogical Mapping Spectrometer) à bord de Mars Express avait déjà trouvé des dépôts éternels de glace non détectés auparavant. Ils se tiennent sur de vieilles couches de terrain âgées d'un million d'année et fournissent de fortes preuves en faveur d'une activité glaciaire récente.
Toutefois, seulement maintenant une explication réaliste pour l'âge des dépôts et le mécanisme de leur formation a pu finalement être suggérée. Ceci a été accompli grâce à la cartographie d'OMEGA et la caractérisation de ces dépôts glaciaires, en combinaison avec les modèles générés par ordinateur du climat de Mars (GCMs, Global Climate Models).
La cartographie et l'analyse spectrale par OMEGA ont montré que les dépôts éternels sur le Pôle Sud de Mars sont essentiellement de trois types : de la glace d'eau mélangée avec de la glace de dioxyde de carbone (CO2), des plaques de dix kilomètres de large de glace d'eau, et des dépôts couverts par une mince couche de glace de CO2.
Crédit : Left: USGS; Right: OMEGA team - F.Montmessin - Service d'Aéronomie du CNRS - IPSL
La découverte des dépôts de glace du premier type confirme l'hypothèse de longue date que le CO2 agit en tant que piège froid pour la glace. Mais comment les deux autres types de dépôts, non piégés par le CO2, ont été accumulés et préservés au fil du temps ?
Franck Montmessin, du Service d'Aéronomie du CNRS/IPSL (France) et auteur principal des résultats, explique comment les dépôts de glace aux pôles de Mars « se comportent ». « Nous croyons que les dépôts de glace jonglent entre les pôles Nord et Sud sur un cycle qui couvre 51.000 ans, correspondant à la période sur laquelle la précession de la planète s'inverse. » La précession est le phénomène par lequel l'axe de rotation d'une planète oscille.
Montmessin et ses collègues sont arrivés à la conclusion en remontant le temps dans leur modèle informatique du climat de Mars. Ceci a été fait en changeant la précession ainsi que l'autre information orbitale.
Les scientifiques ont réglé l'horloge 21.000 ans en arrière, quand la proximité la plus proche de la planète au Soleil correspondait à l'été nordique - une situation opposée à celle d'aujourd'hui.
Le modèle a montré que l'eau au Pôle Nord était dans une condition instable et a été facilement transportée au Pôle Sud sous forme de vapeur d'eau, pour alors se recondenser et geler à la surface. Jusqu'à 1 millimètre de glace a été déposé au Pôle Sud chaque année. Après que Mars soit restée plus de 10.000 ans dans cette configuration climatique, cette accumulation a conduit à une couche jusqu'à 6 mètres d'épaisseur.
Crédits: OMEGA team - F. Montmessin - Service d'Aéronomie du CNRS - IPSL
Il y a environ 10.000 ans le cycle de précession a été inversé, et a commencé à retourner à sa configuration actuelle. La glace au Pôle Sud est devenue instable, et a été forcée de retourner progressivement vers le Nord.
Il y a environ 1.000 ans, par un mécanisme déclencheur pas encore bien expliqué, l'érosion des dépôts de glace au Pôle Sud a été bloquée dès que les couches de glace de CO2 ont été déposées sur la glace d'eau et ont été piégées, comme OMEGA les a observées.
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Le passé aqueux de Mars révélé par ses argiles
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L'instrument OMEGA à bord du satellite Mars Express de l'ESA continue de fournir une image de plus en plus précise de l'histoire climatique de Mars. Une étude des conditions thermodynamiques de la formation des argiles récemment découvertes par OMEGA révèle que l'atmosphère primitive de Mars était probablement appauvrie en dioxyde de carbone CO2. Ces résultats vont à l'encontre du modèle théorique communément accepté, à savoir une atmosphère primitive épaisse et riche en CO2 capable de créer un effet de serre suffisant pour permettre la présence d'eau liquide en surface. Le climat tempéré requis pour obtenir des conditions humides à la surface suggère que d'autres gaz à effet de serre ont certainement joué un rôle majeur. Ces travaux sont publiés dans la revue Nature du 5 juillet.
Aujourd'hui, l'atmosphère martienne est trop ténue pour maintenir un effet de serre qui pourrait créer des conditions suffisamment tempérées pour qu'il y ait de l'eau liquide en surface. Cependant, les preuves de la présence de l'eau liquide à la surface de Mars au cours du premier milliard d'années de son histoire se sont accumulées au cours des dernières années avec les résultats des missions spatiales américaines et européenne. En particulier, la détection d'argiles dans les terrains anciens de Mars ont montré de manière non ambiguë que des processus d'altération mettant en jeu de l'eau liquide ont eu lieu (Poulet et al. 2005, Nature 438). Cependant, les conditions géochimiques et climatiques qui ont prévalu lors de la formation de ces minéraux restaient mal connues. L'absence de carbonates confirmée par OMEGA combinée à la présence d'argiles dans les terrains les plus anciens de Mars indique que l'atmosphère primitive de Mars ne pouvait pas être riche en CO2. D'autres gaz à effet de serre (CH4, NH3) devront être pris en compte dans les modèles atmosphériques de Mars pour comprendre leur rôle joué dans l'effet de serre. OMEGA est un spectro-imageur dans le visible et le proche-infrarouge qui a été conçu et réalisé par l'IAS (PI : J.-P. Bibring) avec l'appui du CNES.
Identification des argiles (en bleu) réalisé par l'instrument OMEGA dans des terrains anciens (également appelés terrains noachiens) localisés dans la région de Mawrth Vallis, Mars (Poulet et al., 2005). L'image de fond est une image Viking.
Un passé froid et sec Mars n'a pas eu une atmosphère épaisse
et riche en CO2 dans le passé, suggère une nouvelle
analyse des observations faites avec le spectromètre OMEGA
de la sonde Mars Express. Selon les chercheurs, la planète
rouge serait restée la plupart du temps froide et sèche,
plutôt que chaude et humide. Des épisodes passagers
ont pu cependant avoir été provoqués par des
impacts d'astéroïdes ou de comètes. |
Le prix Edgar Wilson 2006-2007
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Le Smithsonian Astrophysical Observatory (SAO), département du Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics (Cambridge, Massachusetts), a annoncé les destinataires de la récompense Edgar Wilson attribuée en 2006-2007 (IAUC 8854, uniquement par souscription).
La récompense, gérée par le SAO, en tant que bénéficiaire sous la volonté d'Edgar Wilson (Lexington, Kentuky), a été attribuée aux découvreurs suivants :
- John Broughton (Reedy Creek, Queensland, Australie), pour la découverte de la comète P/2006 OF2 (Broughton).
- David Levy (Tucson, Arizona, Etats-Unis), pour la découverte de la comète P/2006 T1 (Levy).
- Terry Lovejoy (Thornlands, Queensland., Australie), pour la découverte des comètes C/2007 E2 (Lovejoy) et C/2007 K5 (Lovejoy).
Le prix Edgar Wilson, créé en Juin 1998 et attribué pour la première fois en 1999, est une récompense attribuée annuellement aux astronomes amateurs qui, en utilisant du matériel d'amateur, ont découvert une ou plusieurs comètes nouvelles.
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Comète C/2007 N1 (McNaught)
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Une nouvelle comète a été découverte le 10 Juillet 2007 par Rob McNaught dans le cadre du Siding Spring Survey. La nature cométaire de cet objet de magnitude 17.5 a été confirmée par les observations de R. E. Hill et A. Boattini (Catalina Sky Survey), de A. C. Gilmore (Mount John Observatory) et de S. Casulli (Osservatorio Astronomico Vallemare di Borbona).
Avec cette nouvelle découverte, Rob McNaught compte désormais 36 comètes à son actif . Les Grands Chasseurs de Comètes
Les éléments orbitaux préliminaires de la comète C/2007 N1 (McNaught) indiquent un passage au périhélie le 07 Septembre 2007 à une distance de 2,2 UA du Soleil.
Les observations supplémentaires indiquent un passage au périhélie le 13 Septembre 2007 à une distance de 2 UA du Soleil, et qu'il s'agit d'une comète périodique avec une période de 6,6 ans.
P/2007 N1 = 2000 P3 (McNaught) Syuichi Nakano (Sumoto, Japan) a identifié la comète P/2007 N1 (McNaught) avec un objet observé par NEAT les 05 Août et 11 Novembre 2000, et par LONEOS le 21 Août 2000. Cette comète, répertoriée sous la dénomination de P/2000 P3, était passé au périhélie le 12 Janvier 2001 lors de sa dernière apparition. Des images supplémentaires du 03 Septembre et du 12 Décembre 2000 prises par NEAT montrant une comète clairement diffuse avec une courte queue ont été retrouvées.
Satisfaisant aux conditions requises pour recevoir une numérotation définitive, la comète P/2007 N1 (McNaught) a reçu la désignation de 191P/McNaught.
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Carte détaillée du ciel entier en lumière infrarouge
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Un an après le début de ses opérations scientifiques, le satellite AKARI continue de produire des vues surprenantes de l'Univers en infrarouge.
Au cours de l'année dernière, AKARI a effectué des observations du ciel entier dans six bandes de longueur d'onde. Plus de 90 pour cent du ciel entier a été imagé à présent. La mission fournit le premier recensement du ciel infrarouge depuis l'atlas fait par son seul prédécesseur cartographe en infrarouge, le satellite anglo-hollandais-américain IRAS il y a plus de 20 ans. AKARI a étudié environ 3500 cibles choisies au cours d'observations précises, avec une amélioration de la résolution spatiale.
Une des images montre la carte du ciel entier en lumière infrarouge avec des constellations et des régions de formation d'étoiles.
Crédit : JAXA
L'instrument FIS (Far Infrared Surveyor) d'AKARI a également observé la Voie lactée et la région d'Orion, de même que les régions de formation d'étoiles dans la constellation du Cygne (Cygnus), une des plus brillantes régions dans la Voie lactée.
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La diversité chimique des comètes remonte à leur origine
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Les glaces des noyaux cométaires présentent une grande diversité d'abondance d'une comète à l'autre. Cette diversité est-elle primordiale ou trace-t-elle une différenciation des couches superficielles du noyau par le rayonnement solaire? Cette deuxième hypothèse est exclue par la remarquable similarité de composition chimique des deux fragments principaux de la comète périodique 73P/Schwassmann-Wachmann 3. C'est ce que révèle une étude conduite par des astronomes de l'université Johns Hopkins et du LESIA de l'Observatoire de Paris.
Les comètes sont des objets d'étude privilégiés pour la caractérisation de la matière primitive du Système Solaire. Une vingtaine de molécules provenant de la sublimation des glaces du noyau ont été identifiées dans la coma par spectroscopie millimétrique et infrarouge. L'analyse chimique d'un échantillon représentatif (~40 comètes) montre une grande diversité d'abondances d'une comète à l'autre. Cela peut être attribué à divers facteurs : une formation dans des régions distinctes de la nébuleuse primitive ou à des périodes distinctes, une évolution chimique dans leur réservoir de résidence (nuage de Oort ou ceinture de Kuiper), ou une différenciation thermique des couches superficielles lors de leur passage à proximité du Soleil qui peut conduire à un appauvrissement des composés les plus volatils. Ce dernier mécanisme est invoqué pour expliquer la faible abondance du monoxyde de carbone (< quelques pourcents) dans les comètes périodiques.
Les noyaux cométaires sont des objets fragiles, et il n'est pas rare qu'ils se fragmentent (D/1993 F2 Shoemaker-Levy 9), voire qu'ils se désintègrent complètement (C/1999 S4 (LINEAR) en 2001). L'analyse chimique de plusieurs fragments permet de sonder la matière en profondeur et de mesurer le degré d'homogénéité du noyau à l'échelle de la taille des fragments.
Image des fragments de 73P/Schwassmann-Wachmann 3 obtenue en mai 2006 par le télescope spatial Spitzer. Crédit Caltech/IPAC, NASA.
La comète 73P/Schwassmann-Wachmann 3 est une comète périodique (5,34 ans) de la famille dynamique dite de Jupiter formée dans la ceinture de Kuiper. Elle s'est disloquée en plusieurs morceaux à son passage au périhélie de 1995. Cette fragmentation s'est poursuivie au passage de 2006 : 68 fragments ont reçu une désignation officielle (Fig. 1). La géométrie très favorable de cette apparition (distance à la Terre de 0,07 AU) offrait une excellente opportunité pour l'investigation chimique des fragments principaux B et C, dont la taille a été estimée à quelques centaines de mètres.
Les observations qui ont fait l'objet d'un article dans la revue Nature ont été conduites dans le domaine 2,8-4,7 microns avec les instruments CSHELL et NIRSPEC des télescopes NASA IRTF et Keck 2, respectivement. Les raies de rotation-vibration des molécules H2O, CH3OH, HCN, H2CO, C2H2, et C2H6 ont été détectées dans les deux fragments. Les abondances relatives mesurées sont remarquablement similaires (Fig. 2). Des mesures dans le domaine micro-onde avec le 30-m de l'IRAM, le Caltech Submillimeter Observatory (CSO), l'Atacama Pathfinder Experiment (APEX) et le télescope spatial Odin ciblant les molécules H2O, CH3OH, HCN, H2CO et également HNCO, CH3CN, H2S, CS conduisent à la même conclusion (Fig. 3). Ainsi, neuf composés des glaces des couches superficielles des fragments B et C, qui possèdent des volatilités très différentes, ont une composition identique dans les deux fragments. Ce résultat démontre que le noyau de la comète 73P/Schwassmann-Wachmann 3 est chimiquement homogène et que sa composition reflète essentiellement les processus physico-chimiques en jeu dans la nébuleuse primitive. Il remet en cause les modèles qui prédisent une différentiation chimique liée aux effets d'ensoleillement.
Abondances mesurées par spectroscopie infrarouge dans les fragments B (en rouge) et C (en vert). Les abondances mesurées dans les autres comètes s'échelonnent dans les domaines indiqués en rose. Source: Dello Russo et al. (2007)
Ce résultat est d'autant plus intéressant que la comète 73P/Schwassmann-Wachmann 3 présente une composition chimique hors norme. Elle est appauvrie (par un facteur jusqu'à 10) en CH3OH, H2CO, C2H2, C2H6, NH3, et H2S comparé aux abondances moyennes mesurées dans les comètes, mais présente une composition normale en HCN, CH3CN, HNCO et CS (Fig. 3). La moitié des comètes de la famille de Jupiter issues de la ceinture de Kuiper sont sous-abondantes en éléments carbonés. La diversité de composition des comètes de la ceinture de Kuiper (et des comètes du nuage de Oort) serait donc primordiale. Les mécanismes qui ont conduit à cette diversité dans le Système Solaire primitif sont à élucider.
Abondances par rapport à H2O mesurées au 30-m de l'IRAM, CSO et APEX. Source: Biver et al. (2006).
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De l'eau, de l'eau partout... sur la planète HD 189733b
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Des chercheurs ont annoncé la découverte de la première preuve concluante de la présence de vapeur d'eau dans l'atmosphère d'une planète hors de notre système solaire.
L'analyse infrarouge du transit de cette géante gazeuse devant son étoile-mère est à l'origine de cette avancée capitale.
Giovanna Tinetti, chercheuse de l'ESA à l'Institut d'Astrophysique de Paris, et ses collègues du monde entier, ont utilisé des données obtenues par le télescope spatial Spitzer de la NASA. Ils ont visé la planète HD 189733b qui se trouve à quelque 63 années-lumière de la Terre dans la constellation du Petit Renard (Vulpecula).
Cette planète a été découverte en 2005 lorsque son transit devant son étoile-mère avait entraîné une baisse de l'ordre de trois pour cent de l'intensité lumineuse de celle-ci. Le télescope Spitzer a permis à G. Tinetti et à son équipe d'observer l'étoile qui est légèrement plus pâle que le Soleil. Ils ont vu sa luminosité s'atténuer au niveau de deux bandes infrarouges (3,6 et 5,8 micromètres).
Si l'exoplanète avait été un corps rocheux dépourvu d'atmosphère, ces deux bandes et une troisième (8 micromètres), récemment mesurée par une équipe à Harvard, auraient fait preuve du même comportement.
Or, lorsque l'atmosphère externe précaire de la planète a glissé sur la face de l'étoile, la lumière absorbée s'est caractérisée par un motif différent, distinctif. Son atmosphère a absorbé moins de radiation infrarouge à 3,6 micromètres qu'aux deux autres longueurs d'onde.
Or, comme le relève G.Tinetti : "L'eau est la seule molécule à même d'expliquer ce comportement".
La présence de vapeur d'eau ne fait pas nécessairement de cette exoplanète une bonne candidate à la recherche de planètes abritant la vie. « Ceci est un monde loin d'être habitable », a ajouté la chercheuse.
ILa planète HD 189733b n'est pas un monde rocheux à l'instar de la Terre. C'est une géante gazeuse dont la masse est près de 1,15 fois celle de Jupiter. Située à seulement 4,5 millions de kilomètres de son étoile, elle tourne autour de celle-ci en 2,2 jours. Par comparaison, la Terre est à 150 millions de kilomètres du Soleil ; même Mercure, la planète la plus proche du Soleil en est à 70 millions de kilomètres.
Les astronomes classent ces mondes dans la famille des « jupiters chauds ». Ces planètes ont tendance à avoir des atmosphères qui se dilatent sous l'influence de la chaleur émise par leur étoile. La planète HD 189733b ne fait pas exception à la règle et son diamètre est 1,25 fois celui de Jupiter.
La température de l'atmosphére de la planète HD 189733b est d'environ 1 000 Kelvin (soit un peu plus de 700°C) voire davantage, ce qui fait que les quantités importantes de vapeur d'eau contenues dans son atmosphère ne peuvent pas se condenser pour tomber sous forme de pluie ou former des nuages. La température devrait être cinq fois moins importante pour que des nuages de vapeur d'eau ou de la pluie se forment.
Cela ne signifie toutefois pas que son atmosphère soit calme. Sous l'effet de la force gravitationnelle de son étoile, cette planète montre continuellement le même hémisphère à son étoile et n'est donc chauffée que d'un côté. Ceci génère probablement des vents violents qui en balaient la surface de sa face éclairée à sa face sombre. Comme l'a constaté G.Tinetti : "Nous avons des milliers de choses à apprendre de ces planètes".
Même si, étant une géante gazeuse, cette planète est une candidate improbable à la recherche de vie, ces résultats augmentent les espoirs de détecter de l'eau sur d'autres planètes rocheuses, que les astronomes espèrent bien découvrir dans un proche avenir.
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Une nouvelle population de galaxies au fin fond de l'Univers
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300 000 ans après le Big-Bang, l'Univers en expansion est devenu transparent au rayonnement lumineux. Mais aucune étoile ne brille encore, et c'est pourquoi les astronomes nomment cette époque « les Ages Sombres ». La découverte des premières étoiles et des premières galaxies qui commencèrent à briller dans l'Univers est l'un des objectifs majeurs des cosmologues et motive la construction des futurs télescopes comme le télescope européen ELT (Extremely Large Telescope) et le télescope spatial JWST. Ces recherches constituent un élément essentiel pour comprendre comment notre Univers s'est formé et évolue au cours du temps.
En attendant de pouvoir utiliser les futurs instruments d'observation, les astronomes ont recours à des techniques faisant appel à des phénomènes naturels et aux lois fondamentales de la physique. L'une d'entre elles utilise l'effet de mirage gravitationnel prédit par Einstein et amplement vérifié depuis. D'après la relativité générale, la lumière est déviée par le champ gravitationnel. Au voisinage d'un champ gravitationnel fort, comme celui des amas de galaxies les plus massifs de l'Univers, la lumière provenant d'un objet lointain est donc fortement déviée. Si l'objet lointain, l'amas de galaxies et l'observateur sont alignés, ce dernier voit un arc lumineux. Cet arc correspond en réalité à la fusion de plusieurs images de l'objet lointain. Ces images sont déformées, et ce qui intéresse surtout les astronomes, elles sont amplifiées. La lumière provenant de l'objet lointain est ainsi focalisée comme au travers d'un télescope, ce qui permet de l'observer alors qu'autrement il resterait invisible.
Une équipe internationale d'astronomes a utilisé cette technique en observant les amas de galaxies les plus efficaces en termes d'agrandissement apparent, avec l'un des plus puissants télescopes au monde : le télescope Keck de 10 mètres de diamètre, situé à 4200 mètres au sommet du Mauna Kea à Hawaii et équipé du spectrographe NIRSPEC. Pendant 3 ans, 9 amas de galaxies ont été scrutés en détail. Les astronomes, dont Jean-Paul Kneib, chercheur au Laboratoire d'Astrophysique de Marseille (LAM-OMAP/CNRS/Université de Provence), auraient identifié 6 jeunes galaxies formant activement des étoiles, à une distance de 13 milliards d'années-lumière. Ceci correspond à l'époque où l'Univers n'avait que 500 millions d'années, soit moins de 4% de son âge actuel.
S'assurer que cette nouvelle population de galaxies a été identifiée de façon non ambiguë est excessivement difficile à de telles distances, malgré de très nombreux tests réalisés cette dernière année par l'équipe d'astronomes avec les meilleurs télescopes actuels. Cependant, de vieilles populations d'étoiles ont été identifiées dans d'autres galaxies un peu plus âgées que celles-ci. D'après les scientifiques, on peut donc raisonnablement penser qu'au moins une partie des galaxies identifiées est effectivement réelle.
Le grand nombre de galaxies trouvées semble indiquer qu'il existait à cette époque une grande population de galaxies intrinsèquement peu brillantes. Le flux ultraviolet ionisant de cette nouvelle population de galaxies serait suffisant pour expliquer le phénomène de ré-ionisation de l'Univers (ionisation des atomes d'hydrogène neutre du milieu intergalactique) qui marqua la fin des « Ages Sombres ».
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La comète C/2006 VZ13 (LINEAR) visible aux jumelles
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La comète C/2006 VZ13 (LINEAR) traverse actuellement la constellation du Dragon (Draco). Sa magnitude a été estimée comme étant proche de 8 par de nombreux observateurs, alors que les prévisions annonçaient une magnitude de 10.
Bien que trop faible pour être visible à l'oeil nu, elle est visible aux jumelles à la nuit tombée sous des cieux dépourvus de lumières parasites, non loin de l'étoile eta Draconis.
Trajectoire de la comète C/2006 VZ13 (LINEAR), du 10 au 26 Juillet 2007 (à 00h00 UTC)
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La surface des étoiles polluée par des débris planétaires
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En regardant la composition chimique d'étoiles qui hébergent des planètes, des astronomes ont constaté que les étoiles naines blanches montrent souvent un enrichissement en fer sur leur surface, les étoiles géantes non. Les astronomes pensent que les débris planétaires tombant sur la couche externe de l'étoile produisent un effet discernable dans l'étoile naine, mais cette pollution est diluée par l'étoile géante et mélangée dans son intérieur.
"C'est un peu comme un Tiramisu ou un Capuccino," note Luca Pasquini de l'ESO, auteur principal de l'article rapportant les résultats. "Il y a de la poudre de cacao seulement sur le dessus !'
Juste quelques années après que la découverte de la première exoplanète il devint évident que les planètes sont trouvées de préférence autour des étoiles qui sont enrichies en fer. Les étoiles abritant des planètes sont en moyenne presque deux fois aussi riche en métaux que leurs homologues sans système planétaire.
La question immédiate est si cette richesse en métaux augmente la formation de planètes, ou si elle est provoquée par la présence des planètes. Le problème classique de la poule et de l'oeuf. Dans le premier cas, les étoiles seraient riches en métal jusqu'à leur centre. Dans le deuxième cas, les débris du système planétaire auraient pollué l'étoile et seules les couches externes seraient affectées par cette pollution.
En observant les étoiles et en prenant des spectres, les astronomes voient en effet seulement les couches externes et ne peuvent pas s'assurer que toute l'étoile a la même composition. Quand des débris planétaires chutent sur une étoile, le matériel restera dans les parties externes, les polluant et laissant des traces dans les spectres pris.
Une équipe d'astronomes a décidé d'aborder cette question en regardant une sorte différente d'étoiles : les géantes rouges. Celles-ci sont des étoiles qui, comme le Soleil dans plusieurs milliard d'années, ont épuisé l'hydrogène dans leur noyau. En conséquence, elles ont gonflé, devenant beaucoup plus grandes et plus froides.
En regardant la distribution de métaux dans quatorze géantes accueillant des planètes, les astronomes ont constaté que leur distribution était plutôt différente des étoiles normales hébergeant des planètes.
"Nous trouvons que les étoiles évoluées ne sont pas enrichies en métaux, même quand elles abritent des planètes," commente Pasquini. "Ainsi, les anomalies trouvées dans les étoiles qui abritent des planètes semblent disparaître quand elles deviennent plus âgées et gonflent !"
En regardant les diverses options, les astronomes concluent que l'explication la plus probable se situe dans la différence de structure entre les géantes rouges et les étoiles comme le soleil : la taille de la zone convectrice, la région où tout le gaz est complètement mélangé. Dans le Soleil, cette zone convectrice comporte seulement 2% de la masse de l'étoile. Mais dans les géantes rouges, la zone convectrice est énorme, englobant 35 fois plus de masse. La matière polluante serait ainsi 35 fois plus diluée dans une géante rouge que dans une étoile comme le Soleil.
"Bien que l'interprétation des données ne soit pas simple et directe, l'explication la plus simple est que les étoiles comme le Soleil semblent riche en métal en raison de la pollution de leurs atmosphères," ajoute le co-auteur Artie Hatzes, directeur du Thüringer Landessternwarte Tautenburg (Allemagne) où certaines des données ont été obtenues.
Quand les étoiles étaient encore entourées
par un disque proto-planétaire, le matériel enrichi
en de plus lourds éléments serait tombé sur
l'étoile, polluant de ce fait sa surface. L'excès
en métal produit par cette pollution, bien que visible dans
les minces atmosphères des étoiles comme le Soleil,
est complètement dilué dans les atmosphères
étendues et énormes des géantes.
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Injection tardive de Fer-60 dans le disque protoplanétaire
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Les isotopes dans les météorites suggèrent que le Soleil s'est formé dans un dense amas d'étoiles.
Les observations astronomiques avec les derniers et plus grands télescopes ont conduit les astronomes à adopter l'idée que les étoiles se forment habituellement dans les amas, même si elles retrouvent, comme notre Soleil, isolées des autres étoiles. Les cosmochimistes à l'aide de microscopes optiques, de microscopes électroniques, et de spectromètres de masse trouvent des preuves confirmant l'idée, avec des détails importants sur les régions de formation d'étoiles et sur l'histoire des débuts du Système solaire.
La dernière avancée est rapportée par Martin Bizzarro, et ses collègues. Ils ont fait des mesures haute précision des isotopes de fer et de nickel. Les résultats montrent que les planétésimaux les plus anciens à se former dans le Système solaire ne contenaient pas de Fer-60 (60Fe), lequel se désintègre en Nickel-60 (60Ni) avec une demi-vie de seulement 1.5 million d'années. En revanche, l'Aluminum-26 (26Al), avec une demi-vie de 740.000 ans, était relativement distribué uniformément.
Ceci suggère à Bizzarro et à ses collègues que l'isotope 60Fe a été ajouté au nuage de gaz et de poussières entourant le Soleil primitif (le disque protoplanétaire) environ 1 million d'années après que le Système solaire se soit formé. Ceci pourrait se produire si la nursery du Soleil contient des étoiles massives (peut-être de 30 fois la masse du Soleil). De telles étoiles durent seulement environ 4 millions d'années. Elles sont extrêmement actives, soufflant au loin leurs couches externes dans le dernier million d'années d'existence. Le matériel dispersé aurait inclus l'isotope 26Al et pourrait avoir causé l'effondrement du gaz et de la poussière interstellaire et provoqué la formation du Soleil et de son disque protoplanétaire. Un million d'années après, l'étoile massive a explosé, éjectant l'isotope 60Fe de son intérieur. Bizzarro et collègues exposent que cet événement énorme de destruction et de création est enregistré dans les météorites. La dissociation de l'apparition des isotopes 26Al et de 60Fe contraint l'environnement où la formation du Soleil pourrait avoir eu lieu, indiquant qu'elle s'est produite dans un amas stellaire dense en association avec nombreuses étoiles massives.
Martin Bizzarro (1,2), David Ulfbeck (1), Anne Trinquier (1), Kristine Thrane (1), James N. Connelly (1,3), Bradley S. Meyer (4). 1 - Geological Institute,
University of Copenhagen, Denmark.
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La Terre est plus petite que ce que l'on pensait
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De nouvelles mesures révèlent une différence de quelques millimètres.
La différence n'est pas énorme, mais elle est tout de même significative: des géodésiens de l'Université de Bonn ont, dans le cadre d'un projet de coopération internationale pluri-annuel, pris de nouvelles mesures de la Terre. Ces nouvelles mesures révèlent que la planète bleue mesurerait quelques millimètres de moins que ce que l'on avait supposé jusqu'à présent. Ces observations sont importantes dans la mesure où elles peuvent par exemple mettre en évidence la montée du niveau des mers due au climat. Ces résultats viennent de paraître dans le célèbre Journal of Geodesy.
L'instrument de mesure des géodésiens de l'Université de Bonn est invisible. Il est constitué d'ondes radios qui sont émises à partir de radiosources d'apparence stellaire dispersées dans l'univers et que l'on appelle les quasars. Un réseau de plus de 70 télescopes-radios répartis à travers le monde capte ces ondes radios. Étant donné que les stations de mesures sont très éloignées les unes des autres, elles captent les signaux-radios à très courts intervalles de temps. "Grâce à ce décalage temporel, nous sommes en mesure de calculer la distance entre les différents télescopes-radios - et ce avec une précision pouvant aller jusqu'à deux millimètres pour 1.000 kilomètres", explique le docteur Axel Nothnagel, chef du groupe de recherche de l'Institut de Géodésie et de Géoinformation de l'Université de Bonn.
Le procédé utilisé est le VLBI,
sigle correspondant à l'intitulé suivant: "Very
Long Baseline Interferometry". Il permet par exemple de mettre
en évidence le fait que l'Europe et l'Amérique du
Nord s'éloignent l'une de l'autre. Chaque année, l'écart
augmente de 18 millimètres. Mais il est également
possible de déterminer la taille de la Terre en fonction
de la distance entre les différentes stations de mesures.
"Nous avons coordonné les calculs faits à l'échelle
mondiale à partir des mesures VLBI faites par les 34 partenaires
issus des 17 pays participants, puis nous avons rassemblé
les résultats des évaluations", ajoute Monsieur
Nothnagel. "En associant ce procédé à
la technologie du GPS et aux mesures laser faites par satellite,
on a pu calculer avec une précision sans précédent
les coordonnées d'environ 400 points répartis à
la surface de la Terre." Ces résultats constituent le
point de départ d'une remise à jour du système
de coordonnées de notre planète.
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Des réactions chimiques plus rapides dans le froid de l'espace
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Les nuages interstellaires sont le berceau des étoiles. Avec les avancées en astronomie, le nombre de molécules connues dans ces nuages ne cesse de croître. Pour avoir une idée de leur abondance respective, les scientifiques veulent savoir quelles sont les réactions qui se produisent dans cet environnement où règnent des températures à peine plus élevées que le zéro absolu. Des chercheurs du laboratoire de physique des atomes, des lasers, des molécules et des surfaces (PALMS, CNRS/Université Rennes 1) ont identifié les facteurs qui déterminent la réactivité chimique à basse température. Ce travail, publié dans la revue Science du 6 juillet 2007, sera précieux pour améliorer les modélisations de la naissance des étoiles.
A la fin du XIXe siècle, Arrhenius a montré que plus la température des réactifs d'une réaction chimique est basse, plus cette réaction a lieu lentement. Ainsi, on pensait qu'aux températures extrêmement faibles qui règnent dans les nuages interstellaires (de 10 à 20 Kelvin, soit de -253 à –263 ° Celsius), la grande majorité des réactions devait être très lente. Mais dans les années 1990, les chercheurs du PALMS (1) ont découvert que certaines réactions chimiques entre espèces neutres sont plus rapides à basse température (ce qu'ils savaient déjà pour des réactions entre ions et molécules). Lorsque deux molécules entrent en collision, selon leur énergie et leur configuration, elles réagissent chimiquement ou elles rebondissent. À basse température, les molécules se déplacent plus lentement. Durant la phase qui précède la collision, elles ont donc plus de temps pour changer de configuration sous l'effet des forces à longue portée qui s'exercent entre elles. Pour un certain nombre de réactions, ce changement de configuration conduit à une situation beaucoup plus favorable à la réaction que la configuration initiale. Cette découverte avait été récompensée par le Prix Descartes en 2000.
Depuis, les chercheurs rennais voulaient identifier
les réactions les plus rapides, car ce sont celles qui déterminent
les molécules formées, et donc la composition chimique
des nuages interstellaires. La rapidité de certaines réactions
à basse température provient de l'absence de barrière
énergétique entre les réactifs et les produits.
Cette barrière est un paramètre clé, pour prédire
la vitesse d'une réaction à basse température.
En collaboration avec leurs collègues de l'Université de Cambridge au Royaume-Uni et les laboratoires américains Sandia (Californie) et Argonne (Chicago), les chercheurs du PALMS ont étudié une cinquantaine de réactions (2) entre des atomes d'oxygène et des hydrocarbures, à des températures comprises entre 23 K et 298 K (– 250 et 25 ° Celsius). Ils ont montré que certaines réactions lentes à température ambiante devenaient rapides à basse température, un phénomène lié à la présence ou non d'une barrière énergétique. Plus intéressant encore, la hauteur de cette barrière est corrélée à des propriétés connues des réactifs (l'énergie de l'état ionique des réactifs, soit la différence entre le potentiel d'ionisation de l'hydrocarbure et l'affinité électronique de l'atome d'oxygène). Cette corrélation permettra aux chimistes d'estimer la vitesse à basse température d'une réaction quelconque à l'ordre de grandeur près, ce qui sera très utile dans l'état actuel des connaissances de la chimie interstellaire et qui pourra servir à améliorer la modélisation de la formation des étoiles.
Notes :
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Etrange Hypérion
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Des hydrocarbures sur Hypérion
Hypérion a livré certains de ses secrets à la batterie d'instruments à bord de Cassini lorsque le vaisseau spatial a effectué un passage rapproché en Septembre 2005. De la glace d'eau et de dioxyde de carbone ont été trouvés, tout comme de la matière foncée qui s'adapte au profil spectral des hydrocarbures.
Un article paraissant dans l'édition du 05 Juillet de Nature rapporte les détails des cratères de la surface et de la composition d'Hypérion observés pendant ce survol, y compris des clefs pour comprendre l'origine et l'évolution de la lune sur 4.5 milliards d'années. Pour la première fois, les scientifiques ont dressé une cartographie de la matière superficielle sur Hypérion.
"La présence d'hydrocarbures sur Hypérion - des combinaisons d'atomes de carbone et d'hydrogène que l'on trouve dans les comètes, les météorites, et la poussière dans notre galaxie - est d'un intérêt spécial", note Dale Cruikshank (Ames Research Center, Moffett Field, Calif.), auteur principal de l'article. "Ces molécules, une fois incorporées dans la glace et exposées à la lumière UV, forment de nouvelles molécules d'importance biologique. Ceci ne signifie pas que nous avons trouvé la vie, mais c'est une autre indication que la chimie de base nécessaire pour la vie est répandue dans l'Univers."
Les images des régions les plus lumineuses de la surface d'Hypérion montrent de l'eau congelée qui est sous forme cristalline, comme celle trouvée sur Terre.
"La majeure partie de la glace à la surface d'Hypérion est un mélange d'eau congelée et de poussière organique, mais la glace de dioxyde de carbone est également est également importante. Le dioxyde de carbone n'est pas pur, mais est d'une manière ou d'une autre lié à d'autres molécules," explique Cruikshank.
Les données antérieures du vaisseau spatial sur d'autres lunes de Saturne, ainsi que celles sur les lunes Ganymède et Callisto de Jupiter, suggèrent que la molécule de dioxyde de carbone soit "complexe," ou jointe avec d'autre matière superficielle de multiples manières. "Nous pensons que le dixoyde de carbone ordinaire s'évaporera des lunes de Saturne à plus long terme," ajoute Cruikshank, "mais il semble être beaucoup plus stable quand il est lié à d'autres molécules."
Hypérion, la huitième plus grande lune de Saturne, a une rotation chaotique et tourne autour de Saturne en 21 jours. L'édition du 05 Juillet de Nature inclut également de nouveaux résultats de l'équipe d'imagerie sur l'étrange aspect d'éponge d'Hypérion.
La nature spongieuse d'Hypérion
Les scientifiques sur la mission Cassini de la NASA vers Saturne comprennent mieux pourquoi la bizarre lune Hypérion a un aspect inhabituel.
Le facteur crucial dans la création de l'étrange aspect d'éponde d'Hypérion semble être sa densité extrêmement faible, annonce les scientifiques de Cassini dans un article publié dans l'édition du 05 Juillet de Nature. Les chercheurs ont examiné des images du vaisseau spatial Cassini et d'autres données sur la masse de la lune acquise pendant la rencontre avec Hypérion au cours des trois dernières années.
Hypérion est couvert par un grand nombre de cratères de taille moyenne et bien préservés. "La cartographie minutieuse des dispositifs a montré que son aspect bizarre résulte probablement d'une convergence d'effets plutôt courants," commente le Dr. Peter Thomas (Cornell University, Ithaca, New York), membre de l'équipe d'imagerie de Cassini.
La rencontre au plus près de Cassini avec Hypérion, en Septembre 2005, a permis la mesure précise de la masse et de la taille de la lune, qui ont montré qu'elle est de seulement d'un peu plus de la moitié aussi dense que l'eau.
"Le proche survol a produit une minuscule mais mesurable déviation de l'orbite de Cassini. Par conséquent, la détermination de l'orbite, effectuée par nos collègues italiens, nous a permis d'estimer la masse avec une assez bonne exactitude," ajoute Nicole Rappaport (Jet Propulsion Laboratory, Pasadena, Calif.) membre d'équipe de la mission. "Combinée avec la détermination du volume d'Hypérion des données d'imagerie, ceci a fourni un calcul précis de sa densité."
Les hypothèses initiales sur l'origine de la surface étrange d'Hypérion évoquaient des matériaux foncés s'accumulant sur les planchers des cratères qui ont été réchauffés plus tard par lumière du Soleil et ont fondu plus en profondeur de la surface. Cependant, les nouvelles analyses ont montré que la faible densité de la lune, et donc une pesanteur plus faible à la surface, peut occasionner que les cratères se forment différemment de ceux sur d'autres corps plus denses qui ont été explorés dans le Système solaire.
Selon les chercheurs, les impacteurs s'écrasant dans les couches externes poreuses d'Hypérion forment des cratères plus en comprimant la surface qu'en soufflant de la matière, comme ils font sur des corps plus denses. En plus, la faible gravité de la lune signifie que n'importe quelle matière éjectée des cratères sur Hypérion a une bonne chance de s'échapper complètement et de ne pas retomber à la surface, faisant que les cratères d'Hypérion semblent plus marqués et moins couverts par des débris que sur d'autres corps.
Ces nouveaux résultats sur les cratères d'Hypérion accompagnent un autre article dans le même numéro de la revue qui détaille la composition de la lune. Tous les deux sont importants pour la compréhension de l'histoire et de l'évolution de cette lune unique.
"Avec du temps, nous venons à comprendre les divers processus planétaires qui forment les corps dans notre Système solaire," commente Carolyn Porco, à la tête de l'équipe d'imagerie. "Et ce dernier travail sur Hypérion est une belle démonstration de cela."
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Et le gagnant du concours ATV est...
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Il y a deux mois de cela, l'ESA a demandé aux jeunes de toute l'Europe de composer une "playlist" idéale pour les astronautes à bord de la Station Spatiale Internationale (ISS). Après avoir passé au crible plus de 1 000 propositions en provenance de 10 États membres, les jurés ont rendu leur verdict.
La gagnante générale est la norvégienne Therese Miljeteig (14 ans) qui a concocté un mélange de titres vraiment planant. Sa "playlist" sera téléchargée sur un lecteur MP3 et embarquera pour la Station Spatiale Internationale à bord du véhicule de transfert automatique (ATV) début 2008.
Les jeunes étaient invités à coucher sur le papier la sélection de chansons qui, selon eux, était la plus adaptée aux oreilles d'un astronaute séjournant à bord de l'ISS. Il avait par ailleurs été suggéré aux candidats, avant de se lancer, d'essayer de se mettre dans la peau des hommes et des femmes qui vivent dans la Station pour composer une "playlist" qui leur remonte le moral ou qui puisse les inspirer.
Voici la "playlist" gagnante de Therese :
- Here Comes The Sun – The Beatles
Therese remporte le premier prix, un voyage à Kourou en Guyane française pour assister au lancement de l'ATV. Des prix ont été, par ailleurs, remis pour les meilleures propositions des différents pays. Ainsi, tous les gagnants nationaux seront le temps d'une visite les hôtes de marque du Centre des Astronautes Européens (EAC) en Allemagne.
Les heureux gagnants nationaux, tous âgés entre 10 et 17 ans, sont :
- Pour l'Allemagne : Erik Guenther
L'astronaute de l'ESA Jean-François Clervoy, membre du jury, a commenté l'événement en ces termes : "Faire partie du jury a été un rôle très sympathique. Nous avons été épatés de voir l'éventail des morceaux proposés et aussi par le fait que les jeunes de toute l'Europe ont des goûts musicaux très proches, toutes époques confondues."
Les cinq premiers titres plébiscités par les participants de tous les pays ont été :
- Stairway To Heaven - Led Zeppelin
Merci à tous les participants !
Dix nations européennes participent au programme ATV : l'Allemagne, la Belgique, le Danemark, l'Espagne la France, l'Italie, la Norvège, les Pays-Bas, la Suède et la Suisse.
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Feux d'artifice dans la galaxie NGC 4449
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Mais à presque 12.5 millions d'années-lumière dans la galaxie naine NGC 4449 les "feux d'artifice" stellaires ont lieu de tout temps.
Des centaines de milliers d'étoiles éclatantes de bleu et de rouge s'embrasent dans cette image prise par le télescope spatial Hubble. Des chauds amas bleuâtre-blancs d'étoiles massives sont dispersés dans toute la galaxie, entremêlés avec de nombreuses régions plus poussiéreuses et rougeâtres de formation actuelle d'étoiles. De sombres nuages massifs de gaz et de poussières se détachent sur la lumière des étoiles.
NGC 4449 a formé des étoiles pendant plusieurs milliards d'années, mais actuellement elle connaît un événement de formation d'étoiles à un rythme beaucoup plus élevé que dans le passé. Cette activité de formation d'étoiles exceptionnellement intense et explosive est qualifiée de "starburst", ou flambée de formation stellaire. Au rythme actuel, la réserve de gaz qui alimente la production stellaire durera pendant encore à peu près un autre milliard d'années.
Les sursauts de formation stellaire se produisent habituellement dans les régions centrales des galaxies, mais NGC 4449 a une activité de formation d'étoiles plus étendue, puisque les plus jeunes étoiles sont observées dans le noyau et dans les jets entourant la galaxie.
Un starburst "global" comme NGC 4449 fait penser aux étoiles primitives formant les galaxies, lesquelles se sont développées par le fusionnement et l'accrétion de plus petits systèmes stellaires. Puisque NGC 4449 est assez proche pour être observée en grand détail, c'est le laboratoire idéal pour la recherche sur ce qui peut s'être produit pendant la formation galactique et l'évolution dans le jeune Univers.
Il est probable que l'actuelle flambée d'étoiles étendue ait été déclenchée par interaction ou fusionnement avec un plus petit compagnon. NGC 4449 appartient à un groupe de galaxies dans la constellation des Chiens de Chasse (Canes Venatici). Les astronomes pensent que la formation d'étoiles de NGC 4449 a été influencée par des interactions avec plusieurs de ses voisines.
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Mars et la Terre ont un noyau différent
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Les différences entre la poussiéreuse Mars et la luxuriante Terre pleine de vie sont plus que juste superficielles. Les deux planètes sont différentes en leur noyau même.
La Terre contient une version lourde de silicium qui est absente de Mars.
La conclusion, détaillée dans l'édition du 28 Juin du journal Nature, suggère que le noyau de la Terre s'est formé dans des conditions très différentes de celles de Mars. Elle confirme également l'idée que la Lune s'est formée à partir de la matière arrachée à la jeune Terre par une collision avec une roche de la taille d'une planète.
Des échantillons de roche provenant de Mars et de l'astéroïde géant Vesta montrent qu'ils contiennent une forme plus légère, ou "isotope", de silicate qui est identique à ceux trouvés dans une classe primitive de météorites appelées chondrites. Les scientifiques pensent que les chondrites sont les restes égarés des éléments de base originaux des planètes qui sont tombées sur la Terre. Les silicates sont des composants faits de silicium et d'oxygène mélangés à d'autres éléments.
"L'explication la plus probable est que, à la différence de Mars ou de Vesta, le silicium de la Terre a été divisé en partie de deux sortes - un qui est devenue un élément léger dans le noyau de la Terre dissous en métal et la proportion plus grande qui a formé le silicium," commente le membre d'équipe Alex Halliday (Oxford University, Royaume-Uni).
La Terre est huit fois plus massive que Mars, et ceci pourrait en partie expliquer les différences dans les compositions des noyaux des planètes, selon les scientifiques. Il se pourrait que les silicates dans le noyau de notre planète se soient transformés en formes plus denses sous les conditions de plus grande pression sur Terre.
La recherche a également montré que la Lune contient le même rapport de silicium que la Terre. La lune est beaucoup plus petite que la Terre ou Mars, et n'est par conséquent pas assez massive pour que son noyau subisse les genres de pressions requises pour changer le silicium d'une forme à l'autre.
La conclusion est, toutefois, conforme à la théorie que notre Lune est née quand une planète de la taille de Mars, habituellement appelée "Theia," a heurté la jeune Terre. L'impact a arraché un gros morceau en fusion de la Terre qui s'est par la suite mélangé pour former la Lune.
La nature identique de composition de silicium sur la Lune et la Terre suggère que notre planète devait déjà avoir subi les transformations de noyau nécessaires pour fabriquer l'isotope plus lourd avant que la Lune se forme environ 40 millions d'années après le début de notre Système solaire.
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Sources ou Documentations non francophones
La poussière
et les débris paradent dans un anneau très difforme
autour de la jeune étoile HD 15115.
2007
NS2, un astéroïde d'une taille estimée à
environ 950 mètres, a été découvert
le 14 Juillet 2007 par J. L. Ortiz, A. Cikota, S. Cikota (OAM Observatory,
La Sagra).
Une
équipe internationale d'astronomes, à laquelle participe
un chercheur du Laboratoire d'Astrophysique de Marseille (LAM-OMAP/CNRS/Université
de Provence), semble avoir trouvé une nouvelle population
de galaxies dont la lumière aurait mis plus de 13 milliards
d'années à nous parvenir. Cette découverte,
utilisant l'effet de mirage gravitationnel, mettrait en évidence
l'existence de galaxies alors que l'Univers n'était âgé
que de 500 millions d'années.
Le
vaisseau spatial Cassini a révélé pour la première
fois des détails de la surface de la lune Hypérion
de Saturne, dont des cratères remplis d'hydrocarbures qui
pourraient indiquer la présence plus généralisée
dans notre Système solaire d'éléments chimiques
de base nécessaires pour la vie.
Les
instruments UIS (Ultraviolet Imaging Spectrograph) et VIMS (Visual
and Infrared Mapping Spectrometer) ont capturé des variations
de composition à la surface d'Hypérion. Ces instruments
capables de cartographier les dispositifs minéraux et chimiques
de la lune, ont renvoyé des données confirmant la
présence d'eau congelée trouvée par les observations
terrestres précédentes, mais ont aussi découvert
du dioxyde de carbone solide (de la glace sèche) mélangé
de manière inattendue à de la glace ordinaire.
Le
survol d'Hypérion était un bel exemple des possibilités
multi-longueur d'onde de Cassini. Dans cette première observation
en ultraviolet d'Hypérion, la détection de la glace
d'eau nous indique les différences de compsition de ce corps
bizarre," ajoute Amanda Hendrix, scientifique sur l'instrument
UIS (Ultraviolet Imaging Spectrograph) au JPL de la NASA (Jet Propulsion
Laboratory, Pasadena, Calif.).
Le
04 Juillet, des feux d'artifice illumineront les cieux des villes
américaines pour les célébrations annuelles
du Jour de l'Indépendance.